Nucleosíntesis estelar.

La nucleosíntesis estelar es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas durante el proceso de evolución estelar anterior al colapso gravitatorio. Antes de llegar al colapso gravitatorio, que se produce cuando una estrella se derrumba sobre si mismo debido al efecto de la propia gravedad, la estrella atraviesa por una secuencia de diferentes cambios a los largo de su existencia denominada evolución estelar.

Nuestra estrella, el Sol. Créditos: NASA.

Evolución estelar.

En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.

La vida de las estrellas está regida por procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.

Las etapas por las que atraviesa una estrella a lo largo de su existencia podrían dividirse en las siguientes:

1. La presecuencia principal (PSP).
2. La secuencia principal.
3. La evolución posterior a la secuencia principal.
4. Muertes estelares más o menos violentas.

1.- La presecuencia principal (PSP).

Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total. La metalicidad -es el concepto astrofísico que se utiliza para describir la abundancia relativa de elementos más pesados que el helio en una estrella. Esos elementos reciben el nombre de metales independientemente de su posición en la tabla periódica- de la nube de gas será la que posean las estrellas que se formen a partir de ella. Normalmente, una misma nube produce varias estrellas formando cúmulos abiertos con decenas y hasta centenares de ellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o de acrecimiento de los cuales surgirán planetas si la metalicidad es lo suficientemente elevada.

El gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo de la protoestrella se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra mitad se invierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleo aumenta su temperatura cada vez más hasta encender el hidrógeno, momento en el cual la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta equilibrar la gravedad. La masa de la nube determina también la masa de la estrella. 

No toda la masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir. Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su viento estelar llegando al punto de detener el colapso del resto del gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo en la masa de las estrellas que se pueden formar en torno a las 120 o 200 masas solares (MSol). 

La continua lucha entre la gravedad, que tiende a contraer la joven estrella, y la presión producida por el calor generado en las reacciones termonucleares de su interior, es el principal factor que determina a partir de entonces la evolución de la estrella.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión de estrellas indicando la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas en comparación con sus clasificaciones espectrales o las temperaturas efectivas. De forma más sencilla, en el gráfico se traza cada estrella para medir su brillo en comparación con su temperatura (color). El diagrama fue creado alrededor del año 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell y representa un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar o "la forma en que las estrellas pasan por secuencias de cambios dinámicos y radicales a través del tiempo". Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

2.- Secuencia principal (SP).

Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Aquí la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio, y una envoltura que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por períodos de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más masivas y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas. Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que este ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar. Por este motivo las estrellas aumentan su luminosidad durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de quemar el hidrógeno del núcleo, las cadenas PP o cadenas protón-protón y el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

La cadena protón-protón.

La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir el hidrógeno en helio. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro nucleones y dos electrones para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones).

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Para vencer la repulsión electromagnética entre dos núcleos de hidrógeno se requieren grandes cantidades de energía. A las temperaturas estelares de entre diez y veinte millones de kelvins, el tiempo medio de la reacción es de alrededor de 109 años. Tiempo muy prolongado pero más que suficiente para sostener al Sol dada la ingente cantidad de hidrógeno contenido en el núcleo del Sol y las enormes cantidades de energía que, incluso ese bajo ritmo de reacciones, aporta. Por lo general, la fusión protón-protón ocurre solo si la temperatura de los protones es suficientemente alta como para que logren vencer las fuerzas coulombianas de repulsión mutua.

Reacciones de las cadenas PP.

El primer paso conduce a la fusión de dos núcleos de hidrógeno 1H (protones) a deuterio 2H, liberando un positrón y un neutrino al transformar un protón en un neutrón.

1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0.42 MeV (τ ~ 7·109 años) <-- Tiempo limitante

Los neutrinos liberados en esta reacción portan energías por debajo de los 0,42 MeV.

Este primer paso es muy lento porque depende de la interacción débil para convertir un protón en un neutrón. De hecho es el paso más lento de todas las cadenas pp por lo que recibe el nombre reacción limitante ya que es el que dicta el ritmo de toda la cadena protón-núcleo.

El positrón resultante de dicha reacción, e+, se aniquila inmediatamente con un electrón y su masa se convierte en energía liberada a través de dos fotones gamma.

e+ + e− → 2γ + 1.02 MeV.

Tras esta reacción el deuterio producido en el primer paso se puede fusionar con otro hidrógeno para producir un isótopo ligero de helio 3He :

2H + 1H → 3He + γ + 5.49 MeV (τ ~ 1,4 segundos)

A partir de este punto la reacción se subdivide en tres ramas diferentes que desembocan todas en la generación de un núcleo ⁴He . En la pp1 el helio-4 se produce por la fusión de dos núcleos de helio-3; las otras dos ramas, pp2 y pp3 requieren del helio-4 previamente producido en la pp1, ambas cadenas surgen de los dos caminos que el berilio-7 puede tomar. En el Sol, la cadena pp1 se da con una frecuencia del 91%, la pp2 con el 9% y la pp3 es la más infrecuente con un 0.1% de ocurrencia.

La cadena pp I.

3He + 3He → ⁴He + 1H + 1H + 12.86 MeV (τ ~ 2,4·105 años)

La energía de la cadena de reacciones ppI al completo arroja un balance de 26,7 MeV netos. La cadena pp I es dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvins (MK). Por debajo de 10 MK, la cadena PP1 no produce mucho ⁴He.

La cadena pp II.

      3He + ⁴He → 7Be + γ

      7Be + e− → 7Li + νe

      7Li + 1H → ⁴He + ⁴He

La cadena pp II es dominante a temperaturas de 14 a 23 MK.

El 90% de los neutrinos producidos en la reacción 7Be (e−,νe)7Li* tienen una energía de 0.861 MeV, mientras que un 10% saldrán con 0.383 MeV (dependiendo de si el litio-7 está en estado excitado o no).

La cadena pp III.

      3He + ⁴He → 7Be  + γ

      7Be + 1H → 8B + γ

      8B → 8Be + e+ + νe

      8Be ↔ ⁴He + ⁴He

La cadena pp III es dominante si las temperaturas exceden los 23 MK.

Esta cadena no es la principal fuente de energía del Sol debido a que las temperaturas de su núcleo aún no son los suficientemente altas. Sin embargo, es muy importante en el problema de los neutrinos solares debido a que estas reacciones generan los neutrinos más energéticos. (≤14.06 MeV).

La cadena pp IV o Hep.

Hep significa (helio-protón). En este caso el helio-3 reacciona directamente con un protón para dar helio-4

3He + 1H  → ⁴He + νe + e+

La reacción pep.

pep significa (protón-electrón-protón). Esta reacción es muy rara ya que se trata de una colisión de tres partículas simultáneamente lo cual es, lógicamente, mucho más improbable. La reacción pep puede tener lugar en vez de la reacción pp:

1H  + e− + 1H  → 2H + νe

En el Sol, la frecuencia de la reacción pep en comparación con la pp es de 1:400 (una vez de cada 400 reacciones). A pesar de ello los neutrinos liberados son más energéticos: mientras los neutrinos del primer paso de las cadenas pp tienen 0,42 MeV, los neutrinos procedentes de la reacción pep producen 1,44 MeV.

Ciclo CNO.

El ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno), también llamado ciclo Bethe-Weizsäcker a nombre de sus descubridores, es una de las 2 reacciones nucleares de fusión por las que las estrellas convierten hidrógeno en helio. Aunque la cadena protón-protón es más importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos teóricos muestran que el ciclo CNO es la fuente de energía dominante en las estrellas más masivas. El proceso CNO fue propuesto en 1938 por Hans Bethe.

Modelo: ¹²₆C donde 12 es el número másico y 6 es el número de protones.

Las reacciones del ciclo CNO son:

Rama 1 (99,96% de todos las reacciones).

¹²₆C + ¹₁H → ¹³₇N + γ + 1,95 MeV 

¹³₇N → ¹³₆C + e⁺ + ν_e + 1,37 MeV

¹³₆C + ¹₁H → ¹⁴₇N + γ + 7,54 MeV

¹⁴₇N + ¹₁H → ¹⁵₈O + γ + 7,35 MeV

¹⁵₈O → ¹⁵₇N + e⁺ + ν_e + 1,86 MeV

¹⁵₇N + ¹₁H → ¹²₆C + ⁴₂He  +  4,96 MeV

El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando energía en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxígeno y nitrógeno sirven como catalizadores y se regeneran en el proceso.

Hay una versión poco importante de la reacción, que ocurre solo un 0,04% de las veces, en la que la reacción final de arriba no produce 12C y ⁴He y un fotón, y continúa así:

Rama 2 (0,04% de todos las reacciones):

¹⁵₇N + ¹₁H → ¹⁶₈O + γ

¹⁶₈O + ¹₁H → ¹⁷₉F + γ

¹⁷₉F → ¹⁷₈O + e⁺ + ν_e

¹⁷₈O + ¹₁H → ¹⁴₇N + ⁴₂He

Como con el carbono, nitrógeno y oxígeno implicados en la reacción principal, el flúor producido en la rama secundaria es meramente catalítico y en estado estacionario no se acumula en la estrella.

Aunque el número total de núcleos "catalíticos" del CNO se conserva durante el ciclo, durante la evolución estelar se alteran las proporciones relativas de los núcleos. Cuando el ciclo llega al equilibrio, la proporción de núcleos de 12C /13C llega a 3,5, y el 14N se convierte en el núcleo más numeroso, sin importar la composición inicial. Durante la evolución de una estrella, episodios de mezcla convectiva llevan material sobre el que ha operado el ciclo CNO desde el interior de la estrella hasta la superficie, alterando la composición observada de la estrella. Se observa que las gigantes rojas tienen proporciones menores de 12C/13C y 12C/14N que las estrellas de la secuencia principal, algo que se considera como una prueba de la generación de energía nuclear en las estrellas por fusión del hidrógeno.

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3.- Evolución posterior a la secuencia principal.

Cuando el hidrógeno desaparece en el centro de la estrella, la estrella comienza su vejez. A partir de este momento, su evolución será muy distinta en función de su masa. Se considera que la estrella ha salido de la secuencia principal cuando empieza a quemar elementos distintos al hidrógeno.

Estrellas de masa baja e intermedia, (M < 9 MSol.).

En este proceso la estrella pasa por distintas fases:

1. Fase de Subgigante roja. El núcleo de helio permanece inerte.
2. Fase de Gigante roja. El núcleo de helio permanece inerte.
3. Fase del apelotonamiento rojo (AR) o de la rama horizontal (RH). En esta fase se produce el proceso de quemado o de fusión del helio producido por un conjunto de reacciones nucleares que se denominan proceso triple-alfa consistente en en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12.
4. Fase de la rama asintótica de las gigantes (RAG). El núcleo de la estrella agotado ya su combustible de helio y compuesto de carbono oxígeno, detiene sus reacciones nucleares por no tener la estrella suficiente masa para alcanzar las temperaturas críticas necesarias para que esas reacciones se produzcan.

El proceso triple-alfa.

El proceso triple alfa es el proceso por el cual tres núcleos de helio (partículas alfa) se transforman en un núcleo de carbono.

Esta reacción nuclear de fusión solo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 kelvin y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio. Por tanto, este proceso solo es posible en las estrellas más viejas, donde el helio producido por las cadenas protón-protón y el ciclo CNO se ha acumulado en el núcleo. Cuando todo el hidrógeno presente se ha consumido, el núcleo se contrae hasta que se alcanzan las temperaturas necesarias para iniciar la fusión de helio.

⁴He + ⁴He ↔ 8Be

8Be + ⁴He ↔ 12C + γ + 7,367 MeV

La energía neta liberada en el proceso es de 7,275 MeV

El 8Be  producido durante la primera etapa es muy inestable y decae otra vez en dos núcleos de helio en 2,6·1016 segundos. De todas formas, en las condiciones en las que se fusiona el helio siempre hay pequeñas cantidades de 8Be presentes en equilibrio; la captura de otra partícula alfa da lugar al 12C . El proceso global de conversión de tres partículas alfa en un núcleo de 12C se denomina proceso triple alfa.

Ya que dicho proceso es improbable, debido a la escasa cantidad de 8Be presente en un momento dado, se necesita muchísimo tiempo para formar carbono. Como consecuencia no se produjo carbono durante el Big Bang, ya que la temperatura descendió a niveles inferiores a los requeridos para que se dé esta reacción.

Normalmente, la probabilidad de que se dé el proceso triple alfa debería ser extremadamente pequeña. Pero el nivel energético inferior del berilio-8 tiene exactamente la misma energía que dos partículas alfa, y en la segunda etapa, el 8Be y el ⁴He tienen exactamente la misma energía que el estado excitado del 12C. Estas resonancias incrementan sustancialmente las posibilidades de que una partícula alfa incidente se combine con un núcleo de berilio-8 para dar lugar a un núcleo de carbono. La existencia de esta resonancia fue predicha por Fred Hoyle antes de que se diera cuenta realmente de su necesidad para que se formara carbono.

Una reacción secundaria del proceso es la fusión de un núcleo de carbono-12 con otra partícula alfa para dar ¹⁶O  estable, con liberación de energía en forma de fotón gamma:

12C + ⁴He → 16O  + γ

La siguiente etapa donde el oxígeno formado se combina con otra partícula alfa para dar lugar a neón es más dificultosa, debido a las reglas de espín nuclear, y por tanto no pueden formarse elementos más pesados por esta vía.

16O  + ⁴He --> 20Ne + γ

¹⁶Ne + ⁴He --> 24Mg + γ

Como resultado de estas reacciones, se forman grandes cantidades de carbono y oxígeno pero solo fracciones diminutas de estos se transforman en neón y otros núcleos más pesados; son por tanto estos dos las principales cenizas de la combustión del helio. Las resonancias nucleares que dan lugar a tales cantidades de carbono y oxígeno se citan generalmente como evidencia del principio antrópico.

Las reacciones de nucleosíntesis por fusión nuclear solo producen elementos hasta el 56Fe, el núcleo atómico más estable; los elementos más pesados se producen por procesos captura neutrónica. La captura lenta, el proceso S, produce aproximadamente la mitad de dichos elementos. La otra mitad se produce en el proceso R o captura rápida, proceso que probablemente tenga lugar en el núcleo de las supernovas de colapso de nucleo (tipo II).

Estrellas de masa elevada (M > 9 MSol).

Las estrellas de masa superior a 9 MSol tienen una evolución radicalmente distinta a las de masa inferior por tres razones:

1. Las temperaturas en su interior son los suficientemente altas como para quemar los elementos resultantes del proceso triple-alfa en fases sucesivas hasta llegar al hierro.
2. La luminosidad es tan elevada que la evolución posterior a la secuencia principal dura únicamente de uno a unos pocos millones de años.
3. Las estrellas masivas experimentan tasas de pérdida de masa mucho mayores que las de masa inferior. Ese efecto condicionará su desplazamiento en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Así pues, las estrellas de más de 9 MSol atravesarán fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta.

Quema de metales.

Si al agotarse el helio en el núcleo de la estrella, la masa de la estrella es lo suficientemente grande, el núcleo será capaz de comprimirse y calentarse lo suficiente como para emprender la fase siguiente de fusión del carbono. Habrá pues dos nuevas capas de fusión, una de helio y otra de hidrógeno encima de esta. Tal y como ocurría en la transformación a supergigante roja, ahora la presión ejercida por esas nuevas capas hará que la cubierta externa de la estrella se expanda otra vez. 

El inicio de las reacciones del carbono se sitúan indicativamente en un mínimo de 8 masas solares pero podría producirse a menores masas. Se puede asegurar que con esa masa se llega a quemar el carbono pero el mínimo real quizá estuviese entre 4 y 8. Por lo que respecta a los demás ciclos aquí los datos son todavía más inciertos aunque se puede afirmar que una estrella de más de 12 veces la masa del Sol debería pasar por todas las fases de combustión posible hasta llegar al hierro. 

Capas de fusión en una estrella agonizante en sus últimos momentos antes del colapso final. CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=306784

A medida que se suman fases de combustión se añaden más capas de fusión formando una especie de núcleo con estructura de cebolla. Deberían producirse cambios a cada fase pero la del carbono es la última que dura un tiempo significativo por lo que las demás etapas de combustión no cambian excesivamente la constitución de la estrella porque ocurren tan rápido que no da tiempo a la estrella a adaptarse a cada nueva situación. Así, la etapa de supergigante roja es, realmente, la última transformación significativa, tras ella, y en posteriores fases de combustión, la estrella se volverá cada vez más inestable convirtiéndose, muy probablemente, en una variable antes de su destino final como objeto compacto.

Combustión del carbono ( > 8 MSol ).

Terminada la fusión del helio el núcleo vuelve a comprimirse y a elevar su temperatura. De los tres elementos que mayoritariamente componen el núcleo en este estadio, carbono y oxígeno en un 90% más un poco de neón, es el carbono el que tiene la temperatura de fusión más baja, unos 500 millones de grados (> 5×108 K o 50 keV). Llegados a esta temperatura y a una densidad de unos (>3×109 kg/m3)​, los átomos de carbono empiezan a reaccionar entre sí dando lugar diversos elementos más pesados a través de una serie de canales de salida distintos.

12C +  12C -----> 24Mg + γ

12C +  12C -----> 23Na + p

12C +  12C -----> 23Mg + n

12C +  12C -----> 20Ne + α

12C +  12C -----> ¹⁶O + 2α

La duración de esta etapa será del orden de unos cientos de años pudiendo llegar a los 1.000 años. Las reacciones más probables son las anteriores descritas. La del sodio-23 tiene un 56% de ocurrencia y la del neón-20 un 44%. Los protones y las partículas alfa emitidas en sendas reacciones serán rápidamente recapturados por el carbono, el oxígeno, el neón y el propio sodio. Estas reabsorciones apenas si tienen efectos energéticos significativos pero en cuanto a la nucleosíntesis sí lo son ya que harán que el sodio no esté presente entre los elementos residuales de la combustión del carbono. 

Por lo que respecta al oxígeno, si bien se forma bastante poco se suma al que ya se había formado durante el proceso triple alfa. Todo esto hará que quede un núcleo de oxígeno-16, neón-20, magnesio-24 y algunas trazas de silicio-28. La composición de las cenizas de esta etapa es fundamentalmente la siguiente:

Fracciones de masa: Xo = 0,59, Xne = 0,28, Xmg = 0,05, aproximadamente.

Fotodesintegración del neón.

Terminado el carbono del núcleo central este vuelve a contraerse hasta llegar a la temperatura de 1,2·109 K, momento en el cual vuelve a detenerse el colapso durante unos pocos años, una década a lo sumo. A esas temperaturas los fotones radiados por el centro del núcleo son tan energéticos que logran fotodesintegrar el neón-20. Este proceso aunque es endotérmico (consume energía) consigue que de sus subproductos se derive otra reacción que sí es exotérmica. El balance global de ambos procesos es positivo y el resultado es que la estrella logra sostenerse mientras quede neón por fotodesintegrar en el núcleo.

γ + 20Ne ---> ¹⁶O + α        Q= -4,73 MeV

α + 20Ne ---> 24Mg +  γ    Q = 9,31 MeV.

Como se ve en las reacciones adjuntas, las cenizas de esta fase serán las mismas que en la anterior menos el neón que se habrá consumido. Se incrementará la cantidad de oxígeno y magnesio a la vez que siguen creándose nuevas capas de fusión. Ahora, aparte del núcleo de combustión de neón hay una capa de carbono, otra de helio y una de hidrógeno. Los vientos solares son ya muy intensos y desprenden grandes cantidades del hidrógeno más externo poco ligado ya a la estrella.

Combustión del oxígeno.

Finalizada la etapa del neón el núcleo de la estrella se vuelve a calentar y contraer hasta 1,5 a 2·109 K y 107 g/cm3 temperatura y densidad a partir de las cuales se alcanza la ignición del oxígeno. La reacción de fusión nuclear del oxígeno produce diversos canales de salida, unos más probables que otros, del mismo modo que ocurría en la fusión del carbono. 

¹⁶O + ¹⁶O -----> 32S + γ

¹⁶O + ¹⁶O -----> 31S + n

¹⁶O + ¹⁶O -----> 31P + p

¹⁶O + ¹⁶O -----> 28Si + α

     ¹⁶O + ¹⁶O -----> 24Mg + 2α

La etapa dura unos pocos meses, quizá un año, y sus cenizas son sobre todo silicio-28 acompañado de silicio-30, azufre-34, calcio-42 y titanio-46. Muchos de estos elementos son subproductos de las reacciones con protones, neutrones o alfas recapturados. Las tres reacciones más probables son las que están en negrita. Resultará azufre-31 un 18% de las veces, fósforo-31 un 61% y silicio-28 un 21%.

Fotodesintegración y combustión del silicio.

Cuando el núcleo alcanza los 2,7·109 K y 3·107 g/cm3 se procede a la incineración del silicio en un conjunto de complejas reacciones que sostendrán por poco más de un día a la estrella. Una parte del silicio-28 recibe el impacto de fotones ultraenergéticos que lo rompen en otros isótopos como silicio-27 o magnesio-24. En el proceso se reemiten gran cantidad de protones, neutrones y alfas que en seguida son recapturados cada vez por átomos más pesados en una aproximación asintótica hacia el pico del hierro. Asimismo, el silicio también alcanza temperaturas de fusión que lo llevan a formar níquel-56 que posteriormente se degrada hasta el hierro-56, elemento final a partir del cual la fusión nuclear deja de ser una reacción rentable y exotérmica, alcanzándose finalmente el equilibrio estadístico nuclear (Fe56 + Ni56). Llegados a este punto la ya muy convulsa estrella no podrá sostenerse más por sí misma deteniéndose toda reacción nuclear en su interior.

28Si + 28Si ---> 56Ni + γ

56Ni ---> 56Co + e+ + νe

  56Co  ---> 56Fe + e+ + νe

4.- Muertes estelares más o menos violentas.

Dependiendo de la masa de la estrella esta podrá tener distintos finales exentos o no de reacciones nucleares todas ellas producidas ya fuera de la estrella.

Nebulosa planetaria + enana blanca (M < 8 MSol).

Para estrellas de masas similares a las del Sol en la fase de la rama asintótica de las gigantes la estrella expulsa sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria. El remanente estelar resultante es el núcleo degenerado desnudo de la estrella, con una composición rica en carbono y oxígeno en la mayoría de los casos (aunque para las estrellas de menor masa el elemento dominante es el helio y para las de mayor masa también puede haber neón). Dicho remanente es una enana blanca y su superficie está inicialmente a temperaturas muy elevadas, del orden de 100.000 K. La radiación emitida por la estrella ioniza las capas recientemente expulsadas, dando lugar a una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria. Así pues, las estrellas aisladas de masa baja e intermedia acaban sus vidas de una forma relativamente poco violenta. La estrella enana blanca resultante es una estrella inerte sin reacciones nucleares en su núcleo.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada (M > 9-10 MSol).

Las estrellas de más de 9-10 masas solares (el valor exacto del límite no se conoce con precisión y puede depender de la metalicidad) evolucionan a través de todas las fases de fusión hasta llegar al «pico del hierro» para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen.  Las últimas fases de quemado transcurre cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa.

Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro. Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.

Captura neutrónica.

La captura neutrónica o captura térmica es un tipo de reacción nuclear en la que un neutrón libre colisiona con un núcleo atómico sin producir fisión, de suerte que se combinan para formar un núcleo más pesado.

La principal condición para que los neutrones sean capturados es que deben moverse tanto estos como los núcleos blanco a velocidades parecidas, es decir, deben tener temperaturas similares.

Un neutrón libre a una velocidad relativamente baja es una partícula inestable, con una vida media de 15 minutos, así que el proceso de captura neutrónica está condicionado por esta circunstancia. Cuando el neutrón es capturado por el núcleo suele liberar inmediatamente el exceso de energía mediante un evento de decaimiento Gamma; además, el nuevo núcleo puede sufrir una desintegración beta para conseguir mayor estabilidad.

Remanente de supernova de la nebulosa del cangrejo. Se trata de la explosión de una estrella supermasiva por colapso de núcleo (tipo II) dejando una estrella de neutrones o púlsar como remanente final. Créditos: NASA, ESA and Allison Loll/Jeff Hester (Arizona State University). Agradecimientos: Davide De Martin (ESA/Hubble).

Proceso-r.

El proceso-r (por «rápido») es un proceso de captura neutrónica para elementos radiactivos que se da en condiciones de alta temperatura y alta densidad neutrónica. Está relacionado con los procesos-s y -p. En el proceso-r los núcleos son bombardeados por un elevado flujo de neutrones para crear núcleos muy inestables con gran cantidad de neutrones que, a su vez, decaen muy rápidamente para formar núcleos estables pero siempre muy ricos en neutrones.

Se cree que el proceso-r actúa en el núcleo de hierro de las supernovas de colapso de núcleo (tipos Ib, Ic y II), donde se dan las condiciones físicas necesarias. Sin embargo, la escasa abundancia observada de elementos resultantes del proceso-r requiere que, o bien solo una pequeña fracción de los elementos creados por esta vía son liberados al exterior de la supernova, o bien en cada supernova se forman por este mecanismo solo pequeñas cantidades de elementos.

Debido al altísimo flujo neutrónico en este proceso (del orden de 1022 neutrones por cm² por segundo), la velocidad de formación isotópica es mucho mayor que la de la desintegración beta posterior, por lo que los elementos creados por esta vía ascienden rápidamente por la línea de estabilidad N/Z (número de neutrones / número de protones o número atómico), incluso atravesando zonas de inestabilidad, en donde la energía de separación neutrónica (en inglés neutron drip line) es cero. Los neutrones se acumulan, creando nuevos isótopos hasta llegar a la región donde la masa atómica es 270 (zona del rutherfordio - darmstadtio), donde experimentan fisiones espontáneas debido a la inestabilidad del núcleo formado.

Los picos de abundancia de elementos observados muestran evidencias de la captura neutrónica rápida seguida de una desintegración beta posterior, ya que los picos de abundancia del proceso-r están 10 uma por debajo de los formados por el proceso-s, indicando que el ascenso por la línea N/Z da lugar a capas neutrónicas cerradas con la suficiente deficiencia protónica como para hacer los picos resolubles.

El proceso-r implica una captura múltiple de neutrones, que produce un núcleo inestable que rápidamente decae mediante una serie de desintegraciones beta hasta llegar a un isótopo estable. Este proceso es relevante en la nucleosíntesis estelar debido a la gran cantidad de neutrones libres presentes.

Proceso-s.

El proceso-s (del inglés slow, «lento») implica la captura de un solo neutrón que produce un núcleo estable, o que decae mediante desintegración beta en un núcleo estable antes de que se pueda producir otra captura neutrónica. Es un tipo de nucleosíntesis que requiere condiciones de menor densidad neutrónica y menor temperatura en las estrellas que el proceso-r. En esas condiciones el índice de captura neutrónica por los núcleos es lento si lo comparamos con la velocidad de la desintegración beta. Se obtienen isótopos estables moviéndose a lo largo del valle de estabilidad dentro de la tabla de isótopos. El proceso-s produce aproximadamente la mitad de los elementos más pesados que el hierro y, por lo tanto, desempeña un papel importante dentro de la evolución química galáctica. El proceso-s difiere del -r, más rápido, en términos de caminos de reacción y condiciones de reacción.

Se cree que el proceso-s se da en estrellas más masivas que el Sol, principalmente en aquellas situadas en la rama asintótica gigante (asymptotic giant branch, en inglés). A diferencia del proceso-r, que puede darse durante segundos en entornos explosivos, el proceso-s puede alargarse miles de años. El grado según el cual el proceso-s hace aumentar el número atómico de los elementos a lo largo de la tabla isotópica depende esencialmente de la capacidad de la estrella para producir neutrones y por la cantidad inicial de hierro presente. El hierro es el material de partida necesario para que se dé este tipo de captura neutrónica + desintegración beta, a partir de la cual se sintetizan nuevos elementos.

Las principales fuentes de neutrones son:

13C + α ---> 16O + n

22Ne + α ---> 25Mg + n

Se aprecia fácilmente cuál va a ser la principal fuente de neutrones y cuál la secundaria (véase proceso triple-alfa). La fuente principal produce elementos pesados más allá del estroncio (Sr) y del itrio (Y), hasta llegar al plomo (Pb) en estrellas pobres en metales. El lugar de producción del componente principal son las estrellas menos masivas de la rama asintótica gigante. El componente secundario del proceso-s abarca elementos del grupo del hierro hasta el Sr y el Y, y empieza al final del ciclo de combustión de helio y carbono en las estrellas más masivas.

El proceso-s a menudo se trata matemáticamente usando la llamada «aproximación local», que provee un modelo teórico de las abundancias de los diferentes elementos basándose en la asunción de un flujo neutrónico constante dentro de las estrellas, de modo que el cociente de abundancias sea inversamente proporcional al cociente de captura neutrónica por sección transversal para cada isótopo. Esta aproximación es, como su propio nombre indica, solamente válida localmente, para isótopos de masas parecidas. Debido a los flujos neutrónicos relativamente bajos que se esperan para que se dé el proceso-s (del orden de 105 a 1011 neutrones por cm² por segundo), no pueden obtenerse elementos más allá de los isótopos radiactivos del torio o el uranio. El ciclo que pone fin al proceso-s es:

209Bi + n° → 210Bi + γ

210Bi → 210Po + β

210Po → 206Pb + α

Es entonces cuando el 206Pb captura tres neutrones dando 209Pb, el cual a su vez se desintegra emitiendo un electrón resultando 209Bi, reanudándose el proceso.

206Pb + n + n + n ---> 209Pb

²⁰⁹Pb ---> 209Bi + e+

Tabla periódica de elementos y su origen.  Big-Bang, rayos cósmicos, estrellas grandes, estrellas pequeñas, supernovas, fabricadas por el ser humano.

Bibliografía:

Wikipedia: Nucleosíntesis estelar.

Wikipedia: Evolución estelar